Y a-t-il des changements observables dans une étoile sur le point de devenir une supernova, quelques minutes ou quelques heures avant l'explosion?

J'écris un roman de science-fiction, où un navire est bloqué dans un système d'étoiles unique (une supergéante rouge). L'un des points de l'intrigue est que l'étoile devienne une supernova en quelques heures, donc les personnages doivent réparer leur vaisseau avant que cela ne se produise.

J'ai une connaissance de base de son fonctionnement: le fer généré par la fusion nucléaire s'accumule dans le cœur, jusqu'à ce qu'il atteigne un point où la fusion du fer commence. La fusion du fer étant une réaction endothermique, le cœur n'est plus en mesure de générer suffisamment d'énergie pour résister à sa propre gravité et à la pression des couches externes, il s'effondre et explose.

J'ai lu qu'une fois que la fusion du fer commence à l'intérieur du noyau, l'effondrement se produit en quelques minutes, que l'effondrement lui-même dure quelques secondes (voire moins d'une seconde), et que l'onde de choc met plusieurs heures pour atteindre la surface. Est-ce que tout cela est correct?

Le fait est que j'ai besoin que les personnages soient capables de prédire l'explosion à court terme. Quelques heures voire quelques minutes. Ce serait formidable s'ils pouvaient être conscients de l'effondrement du noyau et commencer un compte à rebours.

Alors, y a-t-il un signal externe de ces événements, comme des changements de luminosité ou de couleur? Le spectre des étoiles change-t-il lorsque la fusion du fer commence ou lorsque le noyau s'effondre? Je sais que l'effondrement du noyau génère une énorme quantité de neutrinos. Cette quantité est-elle si intense qu'elle peut être facilement détectée? (c'est-à-dire sans un énorme détecteur dans une installation souterraine). La quantité de fer dans le noyau peut-elle être estimée à partir du spectre et de la taille des étoiles, de sorte que le moment approximatif de l'effondrement puisse être prédit?

Je pense que votre meilleur pari serait de détecter les neutrinos générés par la combustion nucléaire à l'intérieur de l'étoile (comme nous le faisons pour le Soleil). Une fois que l'étoile atteint le stade de combustion du carbone, elle émet en fait plus d'énergie dans les neutrinos que dans les photons. Pendant la phase de combustion du silicium, qui dure quelques jours et qui crée le noyau de fer dégénéré (qui s'effondre une fois qu'il est suffisamment massif), le flux de neutrinos augmente à environ 10 ⁴⁷ erg / sa quelques secondes avant l'effondrement du noyau. (Le flux de pointe pendant l' effondrement du cœur est d'environ 10 ⁵² à 10 ⁵³ erg / s). Ce document d'Asakura et al. estime que le détecteur japonais KamLAND pourrait détecter le flux de neutrinos pré-supernova pour les étoiles à des distances de plusieurs centaines de parsecset avertir à l'avance d'une supernova d'effondrement de plusieurs heures, voire plusieurs jours à l'avance. Étant donné que vos personnages sont dans le même système que l'étoile, ils n'auraient guère besoin d'un grand détecteur souterrain pour détecter les neutrinos.

Ce graphique montre un exemple de luminosité des neutrinos (pour les neutrinos anti-électrons) en fonction du temps pour une étoile pré-supernovae (d'après Asakura et al.2016, basé sur Odrzywolek et Heger 2010 et Nakazato et al.2013); l'effondrement du noyau commence à t = 0s.

En mesurant le spectre des énergies pour différents types de neutrinos et leur évolution temporelle, vous pourriez probablement avoir une très bonne idée de la distance de l'étoile, d'autant plus que nous pouvons probablement supposer que vos personnages ont de bien meilleurs modèles d'évolution stellaire que nous ne le faisons actuellement. faire. (Ils voudraient également obtenir des mesures précises de la masse de l'étoile, du taux de rotation, peut-être de la structure interne via l'astrosismologie, etc., afin d'affiner le modèle d'évolution stellaire; ce sont toutes des choses qu'ils pourraient faire assez facilement.)

L'effondrement du noyau lui-même serait signalé par l' énorme augmentation du flux de neutrinos.

Cet article "What If" de Randall Munroe estime que le flux de neutrinos provenant d'une supernova d'effondrement du cœur serait mortel pour un être humain à une distance d'environ 2 UA. Ce qui, comme il le souligne, pourrait en fait être à l'intérieur d'une étoile super géante, donc vos personnages seraient probablement un peu plus éloignés que cela. Mais cela montre que le flux de neutrinos serait facilement détectable et que vos personnages pourraient bien en subir un empoisonnement aux radiations s'ils étaient plus proches de 10 UA. (Bien sûr, vous voudriez le détecter plus directement que d'attendre jusqu'à ce que vous commenciez à vous sentir malade, car cela pourrait prendre plus de temps que l'onde de choc pour atteindre la surface de l'étoile.) C'est juste pour ramener le le fait qu'ils n'auraient aucun problème à détecter les neutrinos ...

D'autres réponses sont correctes; une impulsion de neutrino est certainement attendue à la suite d'une supernova d'effondrement du cœur et devrait se produire quelques heures avant qu'une onde de choc n'arrive à la surface.

$\sim (G \rho)^{-1/2}$$\rho$$10M_{\odot}$ .

Une autre possibilité non mentionnée jusqu'à présent est les ondes gravitationnelles. En supposant qu'un détecteur d'ondes gravitationnelles relativement portable était disponible (!), Vous vous attendriez également à une impulsion d'ondes gravitationnelles aiguës sur l'échelle de temps d'effondrement du cœur (une seconde ou moins) qui présagerait également l'onde de souffle de la supernova quelques heures plus tard.

Comme l'a dit Dean , les progéniteurs de supernova libèrent généralement des neutrinos avant l'effondrement complet du noyau, la formation de vestiges et l'éjection des couches externes de l'étoile. Le processus - concentré ici sur les neutrinos - ressemble à ceci:

1. $\rho\sim10^9\text{ g/cm}^3$ $$e^-+p\to n+\nu_e$$ $$n\to p+e^-+\bar{\nu}_e$$ Cependant, la désintégration bêta devient moins importante que la capture d'électrons à ce stade.
2. La capture d'électrons réduit la pression de dégénérescence des électrons dans le cœur, ce qui entraîne un effondrement accéléré du cœur. La pression de dégénérescence est importante dans le cœur de nombreuses étoiles, mais dans les étoiles extrêmement massives - y compris les supergéantes rouges - elle n'est tout simplement pas suffisante pour arrêter l'effondrement.
3. $\sim10^{11}\text{ g/cm}^3$$\rho\sim4\times10^{11}\text{ g/cm}^3$
4. $\rho\sim2.5\times10^{14}\text{ g/cm}^3$ , le noyau subit un "rebond" et l'explosion de la supernova commence complètement. Une onde de choc se propage dans le noyau externe et davantage de neutrinos sont produits par capture d'électrons.
5. Les neutrinos encore piégés dans / par le reste stellaire sont libérés une dizaine de secondes plus tard. La production de paires de neutrinos conduit également à un refroidissement rapide. Certains de ces neutrinos peuvent contribuer à une relance de l'onde de choc.

Les neutrinos peuvent arriver des heures - voire des jours, dans certaines circonstances - avant la lumière de la supernova. Le premier était le cas pour SN 1987A , la première supernova à partir de laquelle des neutrinos ont été détectés.

Les références

• Balasi et al. (2015)
• Mirizzi et al. (2015)
• Scholberg (2012)

Une supernova superlumineuse (alias hypernova) peut présenter un double pic à sa luminosité et certains théorisent que cela peut être la norme pour une supernova superlumineuse, bien que, pour autant que je sache, cela n'a été observé que dans un cas jusqu'à présent (DES14X3taz).

Quoi qu'il en soit, dans (au moins) ce cas, il y a eu une augmentation substantielle initiale de la luminosité. Ensuite, la luminosité a chuté (quelques magnitudes) pendant quelques jours, puis est remontée considérablement plus lumineuse que la "bosse" initiale.

Vous devrez probablement faire attention aux distances à parcourir. L'explosion initiale de la lumière est déjà assez grand que si vos gens sont tout à fait loin d' une façon, ça va déjà être assez pour les faire frire à un croustillant.

Il y a cependant un autre point qui pourrait être intéressant pour votre roman. Après l'explosion, vous obtenez probablement un magnétar - qui, comme vous le devinez d'après le nom, est une étoile avec un champ magnétique extrêmement puissant - si fort, en fait, qu'il est susceptible de provoquer toutes sortes de ravages avec quoi que ce soit à proximité qui dépend de tout ce qui implique une activité électrique - non seulement l'électronique, mais aussi probablement les nerfs des gens.

Il y a cependant un problème évident ici: une supergéante rouge est le bon type d'étoile comme ancêtre d'une supernova "normale". Ce n'est probablement pas le bon type en tant que progéniteur d'une supernova superlumineuse. L'ancêtre d'une supernova est généralement quelque chose comme six ou huit masses solaires. Une supernova superlumineuse est probablement (seuls quelques-uns sont connus, il est donc difficile de généraliser) quelque chose comme quelques centaines de masses solaires. Compte tenu de la quantité d'énergie libérée, elle doit de toute façon être assez importante.

Référence: Smith, et al (2015)